Weak Evolution of Cosmic Atomic Hydrogen over the Past 4.5 Billion Years

技术摘要：过去 45 亿年间宇宙原子氢的微弱演化

问题陈述
宇宙恒星形成率密度（CSFRD）在向现今演化的过程中显著下降。虽然这种下降被广泛认为与观测到的宇宙分子气体（$H_2$）密度的减少有关，但更为广泛分布的原子氢（$H\text{\textsc{i}}$）储量的作用仍不确定。以往对宇宙 $H\text{\textsc{i}}$ 密度（$\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$）的测量依赖于阻尼莱曼-$\alpha$（DLA）吸收体或 21 厘米谱线堆叠技术。然而，DLA 测量探测的是高柱密度截面，而现有的中红移（$z > 0.1$）21 厘米发射研究则受限于调查面积、样本量较小以及显著的宇宙变率。因此，目前缺乏自洽的、大面积的 21 厘米发射测量，以确定晚期 CSFRD 的下降是否伴随着与星系相关的 $H\text{\textsc{i}}$ 储量的同比例枯竭。

研究方法
本研究利用五百米口径球面射电望远镜（FAST）与暗能量光谱仪（DESI）之间的独特协同作用，测量了 $0 < z < 0.41$（即过去 45 亿年）期间的 $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$。

• 数据来源： 分析结合了来自 FAST 全天区 $H\text{\textsc{i}}$ 巡天（FASHI）的 $H\text{\textsc{i}}$ 光谱与来自 DESI 明亮星系巡天（BGS）的光学光谱。这种交叉匹配产生了一个具有统计代表性的样本，包含约 250 万个星系，覆盖范围约 12,000 平方度。
• 堆叠技术： 由于在这些红移处 21 厘米谱线本质上非常微弱，无法进行单个探测。作者采用了基于 $r$ 波段星等限制星系的谱线堆叠法。星系按恒星质量（$M_*$）进行分组，以导出平均 $H\text{\textsc{i}}$ 气体分数，即 $\langle f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*) \rangle \equiv \langle M_{H\text{\textsc{i}}}/M_* \rangle$。
• 红移区间： 为了减轻射频干扰（RFI）的影响，分析聚焦于四个特定的红移区间：$0 < z < 0.09$ 和 $0.25 < z < 0.41$，其平均红移分别为 0.033、0.069、0.281 和 0.358。
• 系统误差修正：
  • 混淆修正： 鉴于 FAST 较大的波束尺寸（$\sim 2.9$ 角分），采用了“洁净样本”方法。排除了在特定角距离和速度间隔内存在邻近星系的星系，以防止信号污染，这移除了原始样本中约 33.4% 的部分。
  • 光度偏差： 为了修正 BGS 样本的流量限制性质（这会使样本偏向于明亮且富含气体的星系），作者开发了一种建模方法，描述 $f_{H\text{\textsc{i}}}$ 对恒星质量和 $r$ 波段光度的依赖关系（$f_{H\text{\textsc{i}}}(L_r|M_*)$）。这种解析修正允许在整个质量范围内恢复内在的 $f_{H\text{\textsc{i}}}$ 分布。
  • 前向建模： 构建了一个基于 IllustrisTNG100-1 模拟的伪造目录，用以量化由样本选择、光纤分配和残余混淆引起的系统误差。该前向模型提供了保守的系统偏移估计。

主要结果

• 恒星质量依赖性： 平均 $H\text{\textsc{i}}$ 气体分数随恒星质量增加而系统性下降，其特征更符合断裂幂律形式，而非单一幂律的“主序列”。
• 弱演化： 在恒星质量固定的情况下，从 $z=0.41$ 到现今，平均 $H\text{\textsc{i}}$ 气体分数的演化小于 0.2 dex。这种近乎不变的特性在整个探测质量范围（$10^9 M_\odot$ 到 $10^{11.5} M_\odot$）内均成立，表明这种弱演化是一种全群体趋势，而非不同星系子群体之间相互补偿的结果。
• 宇宙 $H\text{\textsc{i}}$ 密度 ($\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$)：
  • 原始数据表明，在过去 45 亿年间，$\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ 下降了 $1.35 \pm 0.10$ 倍。
  • 在应用了由前向模型得出的保守系统修正后，推断出的下降幅度减至 $1.12 \pm 0.10$ 倍。
  • 该测得的下降幅度显著弱于 CSFRD 的下降幅度（在同一时期内下降了 2.46 倍）。
• 与模型对比： 结果与 SIMBA 流体动力学模拟一致（该模拟预测了适度的下降），但与 TNG 模拟相矛盾（TNG 预测 $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ 几乎保持恒定）。与之前的 21 厘米发射研究相比，本研究的测量值在 $z > 0.25$ 时系统性更高，且精度高出多达三倍。

意义与主张
本文声称，这些定量差异排除了星系 $H\text{\textsc{i}}$ 的快速枯竭作为晚期 CSFRD 下降的主要驱动因素。相反，结果表明，恒星形成的下降是由冷原子气体向分子气体和恒星的转化率降低所驱动，而非原子储量本身的枯竭。

$\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ 和 $f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*)$ 的弱演化意味着，即使在恒星形成通量减少的情况下，晚期的 $H\text{\textsc{i}}$ 储量仍保持在一种受调控的平衡状态附近（受吸积、循环和反馈控制）。作者假设，气体供应的下降是一个上游驱动因素，但其影响是通过重子循环（具体而言是影响向分子气体及随后恒星形成的转化过程）来介导的，而不是表现为 $H\text{\textsc{i}}$ 的强烈枯竭。

这项工作为星系形成模型提供了一个严格的基准，要求模型能够重现这样一种情景：即原子气体储量保持近乎不变，而分子和恒星形成组分发生剧烈演化。该研究表明，宇宙气体供应的下降并不会产生明显的质量依赖性 $H\text{\textsc{i}}$ 枯竭，这为气体吸积、相态转化和恒星形成调节机制提供了新的约束。